Alheimurinn
Þyngdargeislun

Þyngdargeislun

  • LISA
    Þyngdarbylgjuneminn LISA. Mynd: NASA.

Þyngdargeislun eða þyngdarbylgjur eru bylgjur í þyngdarsviði massamikilla hluta, hliðstæðar rafsegulbylgjum. Til eru lausnir á jöfnum almennu afstæðiskenningarinnar sem lýsa þyngdarbylgjum en vísindamönnum hefur ekki tekist að nema þyngdarbylgjur.

1. Inngangur

Þyngdaraflið er sá frumkraftur sem flestir þekkja til, sennilega fyrir þær sakir að það heldur okkur kyrfilega föstum á jörðinni. Hugmyndir manna um þyngdaraflið hafa þróast og breyst í tímans rás. Einn sá fyrsti til að velta upp hugmyndum um þyngdaraflið var Aristóteles (384-322 f.Kr). Hann taldi að efni í alheimi mætti skipta í tvennt eftir eiginleikum þess; það væri ýmist þungt (l. gravitas) eða létt (l. levitas). Þungefni hafði þann eiginleika að leita ætíð að miðju alheims og dró hann þá ályktun að jörðin hlyti að vera hnattlaga nafli alheims. Hér er um einskonar þyngdarlögmál að ræða. Hugmyndir hans voru meginstef í 2000 ár eða þangað til Galíleó Galílei (1564-1642) setti fram sínar hugmyndir um gang- og þyngdarfræði.[1]

Galíleó má kalla upphafsmann nútíma þyngdarfræði. Fyrstur manna komst hann að vísindalegum staðreyndum um þyngdaraflið. Í frægri tilraun á hann að hafa varpað samtímis tveimur misstórum steinum niður úr Skakka turninum í Písa. Í þeirri tilraun og fleiri sambærilegum tilraunum komst hann að því að fallhraði hluta er óháður massa þeirra, andstætt því sem Aristóteles hafði haldið fram.[1] Ennfremur staðfesti Galíleó að hröðun steinanna var jöfn. Þessa hröðun köllum við þyngdarhröðun, iðulega táknaða með g. Í dag vitum við að g = 9,8 m/s2 við yfirborð jarðar.

Ísak Newton (1642-1727) umbylti eðlisfræði þyngdarinnar. Með aflfræði sinni og þyngdarlögmálum skýrði hann mörg af stærstu vandamálum eðlisvísindanna fram að þeim tíma. Newton kom vísindalegum böndum á hugmyndina um þyngdarkraft, sem var hans hugarsmíð:

Milli tveggja massa m og M verkar aðdráttarkraftur

F = -G\frac{mM}{r^2}

þar sem r er fjarlægðin milli massanna og G er þyngdarfastinn.

Þessi nýja þyngdarfræði réði lögum og lofum fram yfir aldamótin 1900. Þá sté fram ungur maður, Albert Einstein (1879-1955) sem gjörbreytti heimsmynd manna með afstæðiskenningum sínum.

Hér á eftir verður skautað á því helsta sem vitað er um þyngdargeislun. Geislunin er mjög veik og enn sem komið er hafa menn ekki greint nema óbein merki hennar. Hugmynd manna um að þyngdarsvið beri bylgjur er nokkuð eldri en margan gæti grunað. Fyrstur til að hugleiða þær af einhverju viti var Frakkinn Simon Pierre de Laplace (1749-1827), sem reyndi að aðlaga þyngdarfræði Isaacs Newton að hugmyndum sínum. Hann vantaði réttu tólin. Kenning um þyngdarbylgjur kom nefnilega ekki fyrr en með almennu afstæðiskenningu Einsteins á öðrum áratug tuttugustu aldarinnar. Þyngdargeislun er bein afleiðing þeirra.

Umfjöllunin hefst á sögulegi ágripi um hugmyndir manna um þyngdarsvið og þyngdarbylgjur. Fjallað verður um eðli bylgnanna, helstu stýristærðir þierra og hvernig þær víxlverka við efni. Afstæðilega kenningin verður borin saman við þá klassísku og rætt hvernig þær lýsa þyngdarbylgjum. Skoðaðar verða fyrirmyndir þyngdargeislunar í rafsegulfræði og rædd líkindi og ólíkindi þessara grundvallarþátta í náttúrunni. Þá verður fjallað um hvernig menn ætla sér að nema þyngdargeislun, helstu tilraunir manna til þess og uppgötvanir sem hafa drifið menn áfram í leitinni. Að endingu verður drepið á því hvaða upplýsingar kunna að leynast í bylgjunum - hvaða dyrum söngur þyngdarinnar kanna að ljúka upp.

svarthol þyngdarbylgjur árekstur
 Mynd 1: Tvö svarthol renna saman í eitt og senda frá sér þyngdarbylgjur. Mynd: MPI í þyngdarfræðum.

2. Saga hugmyndarinnar um þyngdargeislun

Eftir að Newton setti fram sínar hugmyndir um eðli þyngdarinnar tóku allar markverðar vangaveltur um þyngdarfræði mið af þeirri kenningu. Þó var það eitt sem angraði menn mjög. Í þyngdarfræði Newtons gætir þyngdarhrifa samstundis í öllu rúminu. Þ.e.a.s. líta verður svo á sem þyngdarhrif berist með óendanlegum hraða. Slík fjarverkan þótti nauðhyggnum bagaleg, það bryti í bága við orsakalögmálið.

Um 1770 hugleiddi Laplace afleiðingar þess ef þyngdarhrif breiddust út með endanlegum hraða. Laplace hugsaði sér að þyngdarsvið verkaði líkt og vökvi. Núningur milli vökvans og plánetunnar bæri frá henni orku svo geisli brautar hennar styttist og ylli það skemmri umferðartíma plánetunnar um sólu sína.[7] Þó hugmyndin hafi í meginatriðum verið rétt, leiddu útreikningar hans á villigötur enda hafði hann ekkert í höndunum nema þyngdarfræði Newtons. Hann vantaði kenningu til að lýsa þeirri aflfræði. Vísir að slíkri kenningu er rafsegulfræði James Clerk Maxwells (1831-1897), þar sem rafsegulhrif berast með endanlegum hraða. Sú kenning er í eðli sínu afstæðileg, enda voru það vandamál sem komu upp í samspili klassískrar aflfræði og rafsegulfræði Maxwells sem leiddu huga Einsteins að takmörkuðu afstæðiskenningunni og síðar þeirri almennu.[10]

Taylor Hulse PSR 1913+16 þyngdarbylgjur
Mynd 2: Mæliniðurstöður Taylor og Hulse. Hér ræðir ekki um eiginlegan umferðartíma tvístirnanna, því braut þeirra er ekki lokuð og minnkar í sífellu. Réttara er að ræða um nándartíma, þann tíma sem tekur stjörnurnar tvær að fara úr einni stjörnunánd (þegar stjörnurnar eru næst hvorri annarri), í þá næstu. Mynd: arXiv:astro-ph/0407149v1

Það var því ekki fyrr en árið 1916 að Einstein skaut traustum kennilegum stoðum undir tilvist þyngdarbylgna. Þær eru gárur í sveigðu rúmi og ferðast með ljóshraða. Með kenningunni rökstuddi hann að þyngdarbylgjur bæru orku frá lindinni. Bylgjurnar væru þrátt fyrir það mjög veikar og víxlverkuðu illa við efni. Á næstu misserum skutu upp kollinum veruleg vandkvæði með kenninguna. Þau ristu svo djúpt að jafnvel Einstein sjálfur efaðist stórlega um tilvist þeirra. Vandamálin sneru fyrst og fremst að svonefndri fjórpólsformúlu Einsteins. Það varð í raun ekki fyrr en á níunda áratugnum að víðtæk sátt náðist um helstu atriði kenningarinnar um þyngdarbylgjur.

En eðlisfræðingar una ekki eingöngu fræðilegum niðurstöðum. Til að raunverulegt mark sé takandi á kenningu vilja menn geta rökstutt mál sitt með niðurstöðum mælinga. Sá fyrsti sem taldi sig hafa mælt þyngdargeislun var Joseph Weber, árið 1969. Hart var deilt um hvort Weber hefði í reynd mælt þyngdargeislun, líkt og hann hélt ákaft fram. Nú orðið eru flestir sammála um að Weber hafi ekki mælt neina þyngdargeislun. En upphlaup hans varð til þess að fleiri sýndu málinu áhuga en fyrr og mælitæki voru stórbætt. Svonefndir víxlunarnemar (e. interferometer), áþekkir víxlunarnema Michelsons, urðu til upp úr þessu.[2] 

Nokkrum árum síðar stigu fram tveir menn, þeir Joseph Taylor og Russel Hulse og sannfærðu flesta úrtölumenn um tilvist þyngdargeislunar. Árið 1974 hófu þeir mælingar á tifstjörnunni PSR1913+16 og sýndu að hún ferðast á braut um aðra nifteindastjörnu. Þetta var fyrsta tifstjarnan sem fannst í slíku kerfi. Umferðartími hennar er gríðarlega skammur, rétt um átta klukkustundir.

Enn markverðara þótti þeim að mæla breytingar á umferðartímanum. Hann styttist sem nam Δt = [2,4349 ± 0.010]·10-12 s á hverri sekúndu. Smám saman nálgast hnettirnir hvorn annan og orka tapast úr kerfinu. Þeir höfðu mælt sama áhrifaþátt og Laplace leitaði eftir á sínum tíma (sjá hér að ofan). Þessa styttingu umferðartímans má einnig reikna út frá jöfnum almennu afstæðiskenningarinnar. Það hefur verið gert og stemma þær tölur við mælingar Taylor og Hulse, sjá mynd hér til hliðar.[7]

Rök þeirra félaga fyrir tilvist þyngdargeislunar voru því óbein, þ.e. þeir mældu ekki sjálfa þyngdargeislunina, heldur þau áhrif sem afstæðiskenningin spáir fyrir um. Engu að síður fengu þeir Nóbelsverðlaunin í eðlisfræði árið 1993 fyrir þessar rannsóknir. Þrátt fyrir gríðarlegar framfarir í mælitækni og rannsóknum á þessu sviði síðustu árin hafa menn enn ekki mælt þyngdargeislun.

3. Hvað er þyngdargeislun?

Þegar steinn fellur í vatn, aflagar hann yfirborð þess. Hann ryður undan sér vatni - breytir vatnshæðinni. Þessar breytingar breiðast út yfir vatnsflötinn sem gárur eða bylgjur. Á sambærilegan hátt má hugsa sér vatnsborðið sem þyngdarsvið massamikillar sólstjörnu. Þyngdarsviðið mótast af lögun og massaþéttleika stjörnunnar.

bjögun tímarúmsins þyngdarbylgjur
Mynd 3: Þyngdarbylgja bjagar tímarúmið líkt gárum á vatni. Mynd: Lionel BRET/EUROLIOS

Hugsum okkur nú að á tilteknu augnabliki aflagist stjarnan - hún fari að sveiflast, svo þyngdarsviðið umhverfis hana breytist. Almenna afstæðiskenningin segir til um að þessar breytingar breiðist út í rúmið með endanlegum hraða jöfnum c, hraða ljóssins. Líkt og á vatnsfletinum, verða til gárur í þyngdarsviðinu sem geta borið orku frá þyngdarlindinni, þ.e. stjörnunni. Bandaríski eðlisfræðingurinn John Arcibald Wheeler hitti einmitt naglann á höfðuð þegar hann sagði: „Matter tells spacetime how to curve, and spacetime tells matter how to move.“[4]

Í eðlisfræði eru til tvenns konar bylgjur. Annars vegar langsbylgjur, líkt og hljóðbylgjur sem bjaga burðarefnið (t.d. loft) samsíða útbreiðslustefnu. Hins vegar þverstæðar bylgjur, líkt og gárur á vatni sem bjaga burðarefnið (t.d. vatn) þvert á útbreiðslustefnuna. Þyngdarbylgjur eru þverstæðar bylgjur. Líkt og allar bylgjur sem hafa merkingu í eðlisfræði bera þær með sér orku og hafa því skriðþunga.

Annan eiginleika er vert að hafa í huga. Jafnframt því að þyngdarbylgjur beri með sér orku og hafi skriðþunga, má líta svo á að þyngdarbylgjan sjálf sé ekki annað en misfella í dreifingu orku í tímarúminu sem getur sjálf haft áhrif á eigin útbreiðslu.[9] Verki þyngdarbylgja á efni bjagar hún það á einhvern máta. Þessi bjögun efnisins veldur breytingum í eigin þyngdarsviði þess og þannig sendir efnið einnig frá sér þyngdarbylgjur.[7] Sér í lagi gætu þyngdarbylgjur víxlverkað við eigin lind. Þessi atriði geta ollið vandkvæðum í útreikningum. Því er heppilegt gera eftirfarandi greinarmun.

  1. Veikar bylgjur: Sveiflurnar sem framkalla þyndarbylgjurnar eru litlar og bylgjurnar bera ekki næga orku til að hafa áhrif á eigin útbreiðslu. Í þessu tilviki má gera línulegar nálganir á sviðsjöfnum Einsteins og þær má leysa.
  2. Sterkar bylgjur: Bylgjurnar eru svo öflugar að þær víxlverka sjálfar við sig. Sviðsjöfnur Einsteins verða ólínulegar en þær má leysa tölulega. Þetta á sérstaklega við í kerfum massamikilla tvístirna þar sem stjörnurnar víxlverka náið hvor við aðra.

3.1 Víxlverkun bylgna við efni

sveifluhættir þyngdarbylgjur
Mynd 4: Áhrif þyngdarbylgju á hring frjálsra agna. Mynd: Misner, Thorne & Wheeler, bls. 953.

En hvernig bjagar þyngdarbylgja efni? Nú höfum við haganlega raðað upp ögnum í hring og stöndum í miðju hans. Við erum í frjálsu falli líkt og agnirnar. Þyngdarbylgja, sem átti upptök sín víðs fjarri, skellur hornrétt á plan agnanna svo þær taka að sveiflast á þann hátt sem myndin hér sýnir. Munum að bylgjan er þverstæð. Bylgjurnar teygja á hringnum í eina stefnu og draga saman í hornrétta stefnu svo hringurinn verður að sporbaug. Þá dregst sporbaugurinn saman, verður að hring og aflagast svo á sama hátt og áður, nú hornrétt á stöðu hringsins hálfri lotu fyrr og þannig koll af kolli. Athugum að flatarmálið innan hringssins er ætíð það sama.

Á myndinni má sjá tvo sveifluhætti þyngdarbylgju sem við skulum kalla e+ og e-. Hún sýnir bjögun hvors sveifluháttar í eina lotu. Veitum athygli að e- víkur 45° frá stefnu e+. Sveifluhætti hvaða þyngdarbylgju sem er má lýsa sem línulegri samantekt af e+ og e-. Það hvernig hringurinn bjagast er óháð upphaflegri stærð hans. Vísindamenn geta því einungis mælt afstæða bjögun hringins. Til að leggja mat á stærð og styrk bylgjunnar hafa vísindamenn því skilgreint stærðina

h_0 = 2\frac{\Delta L}{L}

sem einskonar einingarlausa sveifluvídd. Hér er L geisli hringsins og ΔL er mesta færsla agnar út eftir ás sporbaugsins. Þá má lýsa sveiflum hennar í tíma með jöfnunni

h(t) = h_0\sin(\omega t)

þar sem ω = 2πν og ν er sveiflutíðnin. Þyngdarbylgju má þannig einatt ákvarða út frá stærðunum tveimur, h0 og ν. h0 er mælikvarði á styrk bylgjunnar.[2]

3.2 Þyngdarbylgjulindir

Þyngdarbylgjur eru gárur í þyngdarsviði. Þær eiga upptök sín í sveiflum stjarna eða í kerfum massamikilla tvístirna (þrístirna o.s.frv.), þar sem þyngdarsvið þeirra er stöðugt að breytast. Bjagi þyngdarbylgja efni sendir það einnig út geislun. Við getum því dregið þá ályktun að þær sveiflur í efni sem framkalla þyngdarbylgjur, séu eins og þær sveiflur sem verða þegar þyngdarbylgja skellur á því, sbr. sveiflurnar á mynd 4 hér að framan. Massi þarf því að aflagast á óreglulegan hátt til að senda út einhverja geislun. Ef sveifla massans er fyllilega kúlusamhverf verður engin geislun því agnahringir í slíku þyngdarsviði breyta ekki um lögun.[7] Enda er þyngdarsvið umhverfis stjörnu með massa M engu frábrugðið þyngdarsviði svarthols með sama massa. Þetta er þekkt staðreynd bæði úr klassískri og afstæðilegri þyngdarfræði. Newton sannaði þetta í sinni kenningu og slíkt hið sama gerði maður að nafni George David Birkhoff árið 1923, þá afstæðilega. Þ.e. samhverfar rúmfræðilegar breytingar á lind mynda ekki þyngdarbylgjur.

Tíðni þyngdarbylgju ræðst af þeim hreyfingum í lind sem framkalla bylgjuna. Ef lindin er stjarna sem sveiflast með tíðni ν0 verður tíðni bylgjunnar ν ≈ ν0. Þessar sveiflur geta verið flóknar svo bæði ν og h0 geta breyst nánast hve mikið sem vera skal sem fall af tíma t. Tíðni bylgju frá tvístirni eins og Hulse-Taylor tvístirninu, þar sem brautir stjarnanna eru því sem næst hringlaga og brautartíðni þeirra er νb  = 1/P (P sem umferðartími), þá er tíðni þyngdarbylgju frá kerfinu ν = 2νb. Þegar stjörnurnar skipta um stað, þ.e. ferðast hálfan hring á braut sinni, er þyngdarsviðið umhverfis þær einmitt það sama og það var hálfum hring fyrr. Svo þyngdarsviðið breytist með lotu sem er hálfur umferðartími stjarnanna.

þyngdarbylgjur róf þyngdarbylgjurófið
Mynd 5: Þyngdarbylgjurófið, hliðstætt rafsegulrófinu. Mynd: NASA.

Á mynd 5 má sjá þyngdarbylgjurófið. Inn á myndina hefur verið merkt tíðni ólíkra linda. T.d. væri dæmigerð tíðni þyngdarbylgju frá tvístirni sem komið er að árekstri ν = 1 Hz. Á móti mætti búast við þyngdarbylgju með hærri tíðni frá árekstrum tveggja risasvarthola í iðrum vetrarbrauta, ν = 10-10 Hz. Á myndina hafa einnig verið teiknaðir gluggar sem tákna mælisvið tiltekinna nema. Þetta eru nemar eins og LIGO og LISA sem fjallað verður um í 5ta kafla.

árekstur þyngdarbylgjur massamiklir hnettir
Mynd 6: Tveir massamiklir hnettir rekast saman. Brautir þeirra minnka því þyngdarbylgjur bera orku burt úr kerfinu. Mynd: NASA.

Ein og sama þyngdarbylgjulindin getur sent út bylgjur á tíðnibili, rétt eins og stjörnur geta senda út rafsegulgeislun af stórum hluta rafsegulrófsins. Stöðugar lindir senda út bylgjur á tiltölulega litlu bili, en í miklum hamförum, þar sem lindin sveiflast á mjög óreglulegan máta, má búast við að nema megi geislun á breiðu tíðnibili, t.d. við dauða massamikillar sólstjörnu.[7]

Hér til hliðar eru síðustu augnablikum tveggja stjarna gerð skil. Þyngdarsvið tvístirnisins tekur reglubundnum breytingum, svo út frá kerfinu berast þyngdarbylgjur. Á þessu stigi málsins mætti meta tiltölulega auðveldlega styrk bylgnanna, enda er hraði stjarnanna lítill. Bylgjurnar bera orku burt úr kerfinu og því minnkar smám saman bilið milli stjarnanna. Að endingu rekast þær saman. Þá er styrkur þyngdargeislunarinnar orðinn feykilegur í grennd við tvístirnið og grípa verður til tölulegra lausna á jöfnum Einsteins fyrir kerfið. Sem dæmi um hve langan tíma þetta ferli getur tekið munu líða um hundrað milljón ár áður en Hulse-Taylor tvístirnið verður að einu.

4. Styrkur þyngdargeislunar

Styrkur þyngdargeislunar fellur eins og 1/r þar sem r er fjarlægð til lindar. Þetta er sambærilegt því sem þekkist í rafsegulfræði þar sem útslag rafsegulbylgju minnkar á sama hátt. Orkuflæði þyngdarbylgju fellur á hliðstæðan hátt eins og 1/r2. Hreyfingar í þyngdarbylgjulind eru ósamhverfar, þ.e. í ætt við þær hreyfingar sem sýndar eru á mynd 4. En þrátt fyrir að lind sendi út þyngdargeislun kann vel að vera að hluti massa hennar bjagist á samhverfan máta, líkan þeim sem lýst var í grein 2.2. Því ræðst styrkur þeirrar geislunar sem athugandi mælir frá lind af skriðorku þeirra agna sem mynda þyngdarbylgjur. Það eru þær agnir sem bjaga lindina á ósamhverfan máta séð frá sjónarhóli athuganda.[7]

Þar sem þyngdarbylgjur eru þverstæðar bylgjur nær geislunarstyrkur þyngdargeislunar frá tvístirni hámarki þegar það snýst í plani himnafestingarinnar, þ.e. hornrétt á sjónlínu athuganda. Skoðum kennistærðir nokkura tvístirna fyrir þess konar tilvik. Reikna má eftirfarandi. Til hliðsjónar er stuðst við sambærilega töflu bls. 319 í [7]. Í töflunni gætu eftirfarandi skammstafanir þarfnast skýringar. NS: nifteindastjarna, SSH: stórt svarthol, SM: sólmassar.

Kerfi
 Hulse-Taylor NS-NS
SSH-SSH
 Massi hnatta
1,4 SM 1,4 SM 1,4·106 SM
 Geisli brautar
106 km 50 km  5·107 km
 Fjarlægð til lindar
8 kpc  200 Mpc
4 Gpc
 Tíðni þyngdarbylgju 6,9·10-5Hz  190 Hz
1,9·10-4 Hz 
 Sveifluvídd þyngdarbylgju 8,7·10-24 7,0·10-24  3,5·10-19 

Hér stingur í augu hve styrkur bylgnanna er lítill.

5. Að nema þyngdarbylgjur

þyngdarbylgjur nemi
Mynd 7: Víxlunarnemi til þyngdarbylgju- mælinga. Mynd: LIGO/Caltech.

Enn sem komið er hefur mönnum ekki tekist að nema þyngdargeislun með beinum hætti. Á síðustu árum hefur mælitækni fleygt fram. Nú binda menn helst vonir við að svokallaðir víxlunarnemar muni reynast best við mælingar á þyngdarbylgjum.

Hugmyndin um notkun víxlunarnema við mælingar á þyngdarbylgjum er nátengd því hvernig þyngdarbylgja bjagar hring frjálsra agna (sjá mynd 4). Leysir sendir geisla að miðju tækisins. Þar er hann klofinn í tvennt og geislarnir halda hornrétt, hvor í sína áttina. Hvorum geisla er með hjálp spegla haldið föngnum inni í örmum nemans (e. light storage arm). Armarnir eru jafnlangir. Setjum nú upp hnitakerfi, þar sem x-ásinn liggur í stefnu annars armsins og y-ásinn í stefnu hins. Teiknum svo upp hring með miðju í miðju tækisins og radíus jafnan örmum þess.

Skelli þyngdarbylgja á nemanum teygir á hringnum í eina áttina og dregur hann saman í hornrétta stefnu, eins og hún bjagar hring frjálsra agna. Innbyrðis afstaða speglana breytist. Með því að fanga ljósgeislana í örmum tækisins má byggja upp þónokkurn mun á fasa þeirra. Þegar þeim er veitt saman á nýjan leik má lesa úr víxlunarmynstri ljósgeislanna hlutfallslega bjögun þyngdarbylgjunnar á örmum víxlunarnemans. Undir verkan þyngdarbylgju mælir tækið mismuninn á staðbundinni þyngdarhröðun í hvorum armi fyrir sig.[2] Þess utan er vitaskuld ýmis flókinn búnaður í tækinu til að draga úr suði og titringi sem menn æskja ei.

5.1 LIGO

LIGO þyngdarbylgjur
Mynd 8: LIGO í Louisiana. Mynd: LIGO/Caltech.

LIGO (e. Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory) er stærsta rannsóknarverkefnið í heiminum í dag sem fæst við þessi efni. Stöðvarnar eru tvær, ein í Louisiana og hin Washingonfylki í Bandaríkjunum. Eins og nafnið gefur til kynna eru stöðvarnar stórir víxlunarmælar. Armar LIGO í Louisiana eru hvor um sig 4 km að lengd, en öllu styttri eða 2 km í Washington. Stærðin skiptir máli í þessu samhengi, því auðveldara er að magna upp merki í stóru tæki en litlu. LIGO ætti að geta numið sveifluvídd bylgju af stærðargráðunni 10-21 sem samsvarar spegilfærslu upp á 10-18 m, um þúsund sinnum minna en stærð atómkjarna.[3]

Til samanburðar áætluðum við í 3ja kafla að hlutfallsleg bjögun efnis af völdum þyngdarbylgju frá dæmigerðri lind væri af stærðargráðunni 10-23. Enn sem komið er liggur svo veik geislun enn utan mælisviðs LIGO. Til að geta skorið fyllilega úr um hvort þyngdarbylgja skeki nemana, verða báðir mælarnir í einu að nema hana. Enda hefur styrkur hennar dvínað talsvert frá uppsprettu. Eitt helsta verk þeirra sem starfa við rannsóknarstöðvarnar er því að lágmarka utanaðkomandi truflun.

LIGO LISA næmni tíðni
Mynd 9: Tíðniborðar LIGO og LISA. Mynd: NAS

Á mynd 9 má sjá tíðniborða rannsóknarstöðvanna LIGO og LISA. Þetta er sú næmni sem vísindamenn vonast til að ná á næstu árum. Þá ætti LIGO að geta með góðu móti mælt bylgjur af stærðarþrepinu 10-23 á tíðniborða frá 10 Hz upp í 100 Hz. Þetta gætu verið bylgjur t.d. frá tveimur nifteindastjörnum eða svartholum sem snúast hratt hvor um aðra. 

5.2 LISA

Á jörðinni er illmögulegt að mæla þyngdarbylgjur með tíðni um 1 mHz. Á þessu bili sendir jörðin sjálf frá sér öflugt þyngdarsuð sem kæfir veik og áhugaverðari merki utan úr geimnum. Úr töflunni hér að ofan má lesa að tíðni þyngdarbylgju frá kerfi tveggja massamikilla svarthola væri um 200 μHz. Um nokkurt skeið hefur því verið á teikniborðinu annað mælitæki, LISA (e. Laser Interferometer Space Antenna) sem á að senda út í geim fjarri öllum truflunum. LISA samanstendur af þremur gervitunglum sem mynda í geimnum þríhyrning, eins og myndir 10 og 11 sýna glöggt. Mælarnir í LISA byggja á svipaðri víxlmælitækni og LIGO. Armar þríhyrningsins eru hver um 5 milljón kílómetrar að lengd.[7] LISA fylgir sömu braut og jörðin á ferð um sólu en verður staðsett um 20° á eftir jörðinni. Sjá mynd 10.

braut LISA þyngdarbylgjur
Mynd 10: Braut LISA. Mynd LISC.

LISA er næmust á tíðni um 10 mHz. Þar ættu m.a. að mælast þyngdarbylgjur frá samruna tveggja massamikilla svarthola og þyngdarhruni massamikilla stjarna. Einnig binda menn vonir við að nema bjaganir á þyngdarsviði svarthola sem verða þegar massar falla inn í þau, t.d. minni svarthol eða nifteindastjörnur.[8]

Enn er óvíst hvenær LISA tunglunum verður skotið á loft svo í bili treysta menn á jarðbundari leiðir við mælingar á þyngdargeislun. Þyngdarbylgjunemar á jörðinni eru enn sem komið er teljandi á fingrum beggja handa en víðtækt alþjóðlegt samstarf er meðal vísindamanna í þessum geira enda er mikið í húfi ef loksins eitthvað mælist.

6. Niðurlag – Nýr gluggi að alheimi

þyngdarbylgjur LISA nemi
Mynd 11: Þyngdarbylgjuneminn LISA. Mynd: NASA.

Nær alla þá vísindalegu þekkingu sem maðurinn býr yfir í dag, má hann þakka þeim eiginleika sínum að geta hæglega móttekið og unnið úr rafsegulgeislun sem berst okkur til augna. Það eitt að rannsaka hreyfingar hluta er háð þessum eiginleika. Það olli byltingu í vísindum þegar menn áttuðu sig á því að fleira væri ljós en sýnilegt ljós. Að hlutir gæfu frá sér rafsegulbylgjur á tíðni sem augun greina ekki. Nútímavísindi væru ekki svipur hjá sjón ef menn gætu ekki mælt og greint aðra hluta rafsegulrófsins en þann sýnilega.

Ætla má að það valdi annarri byltingu, sér í lagi innan stjarnvísindanna, nái menn tökum á því að mæla og greina þyngdargeislun. Þá opnast nýr gluggi að alheimi. Þyngdarbylgjur víxlverka mjög illa við efni og því kunna þær að geyma upplýsingar um hluti sem okkur eru annars huldir, eins og t.d. svarthol. Einu sannanirnar sem við höfum fyrir tilvist svarthola eru í formi rafsegulbylgna. Efni í aðsópsskífum þeirra hitnar og sendir frá sér öfluga rafsegulgeislun. En rafsegulgeislun getur aldrei borist frá svartholinu sjálfu, því það sem þangað fellur inn fer ekki aftur út. Eina leiðin til að sanna tilvist svarthola, væri að nema frá þeim þyngdarbylgjur. Enda er massinn þeim eigindlegur. Þá fyrst reyndi almennilega á afstæðiskenningu Einsteins.

Jafnvel enn tilkomumeiri eru þeir draumar vísindamanna að greina óm aftan úr grárri forneskju, sjálfum Miklahvelli. Örbylgjukliðurinn slapp ekki úr frumrafgasinu fyrr enn um 300.000 árum eftir Miklahvell. Við sjáum ekki aftar í tímann. Öfugt við rafsegulgeislun þá lætur þyngdargeislun efni ekki trufla sig. Hún einfaldlega streymir og hefur gert það frá frumbernsku alheims. Þannig gætum við numið þyngdargeislun sem er eldri en örbylgjukliðurinn og komist enn nær upphafinu.

Mikilvægi þess að stunda rannsóknir á þyngdarbylgjum er ótvírætt. Þær gætu fært okkur upplýsingar um eðli ýmissa þátta náttúrunnar sem við getum aldrei rannsakað hér á jörðinni. Enn sem komið er hefur okkur ekki tekist að nema þyngdargeislun með beinum hætti en þangað til bíðum við spennt.

Hið óþekkta býr í myrkrinu. En myrkrið hopar stöðugt því maðurinn teygir kyndla sína æ lengra út í heiminn. 

Heimildir

  1. Andri Steinþór Björnsson. Vísindabyltingin. Háskólaútgáfan, Reykjavík, 2004.
  2. Einar H. Guðmundsson. Þyngdargeislun. Raust, tímarit um raunvísindi og stærðfræði, 1:45–55, 2003. Vefútgáfa: raust.is/2003/1/06.
  3. W. Wayt Gibbs. Ripples in spacetime. Scientific American, 286(4):48–57, apríl 2002.
  4. Stephen Hawking. The Essential Einstein. Penguin Books, London, England, 2007.
  5. Peter Machamer. Galileo Galilei. The Stanford Encyclopedia of Philosophy: http://plato.stanford.edu/archives/sum2009/entries/galileo, Summer 2009.
  6. Charles W. Misner, Kip S. Thorne og John A. Wheeler. Gravitation. W. H. Freeman and Company, San Fransisco, CA, USA, 1973.
  7. Bernard F. Schutz. Gravity, from the ground up. Cambridge University Press, Cambridge, UK, 2005.
  8. Bernard F. Schutz. Gravitational Radiation. arXiv:gr-qc/0003069v1, mars 2000.
  9. Steven Weinberg. Gravitation and cosmology: Principles and applications of the general theory of relativity. John Wiley & Sons, New York, USA, 1972.
  10. Þórður Jónsson. Eðlisfræði rúms og tíma. Háskólaútgáfan, Reykjavík, 1996. 

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Ottó Elíasson (2010). Þyngdargeislun. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/thyngdargeislun (sótt: DAGSETNING).



Leita á vefnum


 

Alheimurinn

stjörnur, stjörnuþyrping, sól, sólstjarna

Stjörnur

Stjörnur (sólstjörnur) eru sjálflýsandi gashnettir í geimnum sem framleiða orku með kjarnasamruna vetnis í helíum á einhverju stigi æviskeiðs síns. Allar stjörnur næturhiminsins eru svipaðs eðlis og sólin okkar en svo órafjarri að fjarlægðin til þeirra mælist í ljósárum. Sú sem er nálægust, Proxima Centauri, er rúm fjögur ljósár í burtu.

Lesa meira
 
Flokkun stjarna

Flokkun stjarna

Stjörnur eru flokkaðar eftir yfirborðshitastigi og eru helstu flokkar auðkenndir með bókstöfunum O, B, A, F, G, K og M. O-stjörnur eru heitastar en M-stjörnur kaldastar. O stjörnur eru bláar, B-stjörnur bláhvítar, A-stjörnur hvítar, F-stjörnur gulhvítar, G-stjörnur gular, K-stjörnur rauðgular og M-stjörnur rauðar. Sólin okkar er G-stjarna.

Lesa meira
 
myndun stjarna, Herbig-Haro

Myndun stjarna

Allar stjörnurnar á næturhimninum eru sólir eins og sólin okkar, sumar smærri flestar stærri og miklu fjarlægari. Á himninum virðist sem stjörnurnar séu eilífar og óbreytilegar þótt því fari víðs fjarri. Stjörnur fæðast í gasskýjum í geimnum og þróast í milljarða ára áður en þær líða loks undir lok.

Lesa meira
 
stjörnuþoka, ljómþoka, hringþoka, endurskinsþoka

Stjörnuþokur

Stjörnuþokur eru gas- og rykský í geimnum. Upphaflega var orðið stjörnuþoka almennt notað yfir öll þau fyrirbæri sem sýndust þokukennd í gegnum augngler stjörnusjónauka, þar á meðal aðrar vetrarbrautir. Stjörnuþokur eru oft stjörnumyndunarsvæði.

Lesa meira
 
stjörnuþyrping, lausþyrping, ngc 265

Stjörnuþyrpingar

Stjörnuþyrping er hópur stjarna sem haldast saman á litlu svæði vegna þyngdaraflsins. Stjörnuþyrpingum má skipta í kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnuþyrpingum má þó ekki rugla saman við vetrarbrautir sem eru miklu stærri og stjörnur þeirra laustengdari. Í flestum vetrarbrautum er bæði að finna kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnur í hverri stjörnuþyrpingu eru yfirleitt jafngamlar sem bendir til þess að þær myndist samtímis úr sömu stjörnuþoku.

Lesa meira
 
Síríus A, Síríus B, hvítur dvergur

Hvítir dvergar

Hvítir dvergar (e. white dwarfs) eru daufar og þéttar stjörnur á stærð við jörðina en álíka massamiklar og sólin. Hvítir dvergar marka endalok þróunarsögu flestra stjarna í alheiminum. Þegar sólin okkar hefur náð lokastiginu í þróunarsögu sinni endar hún ævi sína sem hvítur dvergur og löngu síðar svartur dvergur.

Lesa meira
 
sprengistjörnur, sn1987a, stóra-magellanskýið, tarantúluþokan

Sprengistjörnur

Sprengistjörnur eru gríðarlega öflugar sprengingar mjög massamikilla stjarna. Vísindamenn telja að allar stjörnur sem upphaflega eru um 8 sólarmassar eða meira endi ævi sína í slíkum hamförum. Dæmi eru um að sprengistjörnur sendi frá sér meiri geislun en sólin er talin gera á öllu æviferli sínu og verða þessi fyrirbæri oft á tíðum bjartari en hýsilvetrarbrautir þeirra. Öll frumefni þyngri en járn myndast í leifum sprengistjarnanna þegar þung frumefni rekast saman. Því má með sanni segja að við séum öll gerð úr stjörnuryki.

Lesa meira
 
nifteindastjörnur, tifstjörnur

Nifteindastjörnur

Nifteindastjarna er leif af sprengistjörnu af gerð II, gerð Ib eða gerð Ic. Slíkar stjörnur eru næstum eingöngu úr nifteindum. Nifteindastjörnur eru geysilega heitar og er einsetulögmál Paulis það eina sem kemur í veg fyrir frekara þyngdarhrun. Venjulega nifteindastjarna er á bilinu 1,35 til 2,1 sólmassar og aðeins rúmlega 10 km í þvermál.

Lesa meira
 
svarthol, NGC 300, Wolf-Rayet stjarna

Svarthol

Svarthol er eitt af furðum veraldar. Það er staður í alheimi þar sem gríðarlegur massi sveigir tímarúmið út í hið óendanlega. Þyngdarkrafturinn er svo mikill að ekkert efni sem fellur þar inn sleppur þaðan aftur. Hér eiga orð Dantes úr Gleðileiknum guðdómlega afar vel við: „Lasciate ogne speranza, voi ch'intrate“ eða „Hver sem hingað kemur, gefi upp alla von“. Sökum eðlis þeirra vita menn harla fátt um þessi fyrirbæri. Okkar vitneskja byggir því nær eingöngu á kenningum og útreikningum stærðfræðinga og eðlisfræðinga um svarthol.

Lesa meira
 
Gammablossi

Gammablossar

Gammablossar, orkumestu sprengingar alheimsins, eru hrinur háorkugeislunar sem berast utan úr geimnum að jafnaði einu sinni á sólarhring. Hver hrina er skammlíf og getur varað allt frá þúsundasta úr sekúndu upp í allmargar mínútur. Talið er að blossarnir eigi upptök sín við myndun svarthola í fjarlægum vetrarbrautum, annars vegar í gríðarlega öflugum sprengistjörnum og hins vegar við samruna tveggja ofurþéttra fyrirbæra. Með sífellt öflugri tækni hefur þekking á blossunum stóraukist á undanförnum áratug og vegna mikilla fjarlægða þeirra gefa rannsóknirnar einnig mikilvægar vísbendingar um stjörnumyndunarsögu alheimsins í árdaga. Í þessari grein verður stiklað á stóru í mælingasögu gammablossa. Greint verður frá helstu kenningum um orsakir þeirra ásamt gerð vetrarbrautanna sem þeir kvikna í. Nokkrum þýðingarmiklum blossum verður lýst sérstaklega sem og áhrifum mögulegs blossa í Vetrarbrautinni. Að lokum verður fjallað um ný mælitæki og nýjar áherslur í rannsóknum á þessum orkumiklu fyrirbærum.

Lesa meira
 
fjarlægðarstiginn, sprengistjarnan 1994d

Fjarlægðarstiginn

„Hversu langt er til stjarnanna?“ Vísindamenn sem spyrja sig að þessari sömu spurningu eiga í fórum sínum mjög öflug verkfæri til að ákvarða fjarlægðir til reikistjarnanna, einstakra stjarna í Vetrarbrautinni og jafnvel til daufustu vetrarbrauta sem finnast á himninum. Saman hafa þessar aðferðir löngum verið nefnd Fjarlægðarstiginn, þar sem hvert þrep stigans byggir á áreiðanleika þeirra fyrir neðan.

Lesa meira
 
Vetrarbraut, M101, Hubblessjónaukinn

Vetrarbrautir

Vetrarbrautir (e. galaxies) eru risastór kerfi stjarna og sólkerfa og gass og ryks, sem þyngdarkrafturinn bindur saman. Vetrarbrautir eru stærstu sýnilegu einingar alheims. Smæstar eru dvergvetrarbrautir sem hafa innan við eina milljón stjarna á nokkur hundruð ljósára breiðu svæði, en stærstar eru risavetrarbrautirnar sem innihalda meira en hundrað trilljón stjörnur og geta verið yfir milljón ljósár í þvermál.

Lesa meira
 
stjörnur, ryk, vetrarbrautin okkar

Vetrarbrautin okkar

Vangaveltur um heimkynni mannsins hefur ætíð verið mikill drifkraftur í stjörnufræði. Hvar eigum við heima og hvernig er okkar næsta nágrenni? Hver er staða sólarinnar okkar miðað við allar óteljandi systur hennar? Skoðun manna á borð við Newton (1643-1727) var sú að stjörnurnar á næturhimninum væru jafndreifðar um allar víðáttur himingeimsins. Í dag vitum við hins vegar að stjörnurnar fylkja sér í tilkomumiklar fjöldasamkomur sem við köllum vetrarbrautir. Lítið annað en gapandi tómið skilur milli vetrarbrautanna sem mega með sanni teljast stórborgir alheimsins.

Lesa meira
 
vetrarbrautaþyrping, vetrarbrautahópur, Stephans Quintet

Vetrarbrautaþyrpingar

Upp úr 1930 sýndu rannsóknir stjarnvísindamanna að vetrarbrautir dreifast ekki handahófskennt um alheiminn. Flestar hópa sig saman og mynda enn stærri þyrpingar og allar eru á fleygiferð um geiminn. Þyrpingarnar eru svo aftur hluti af enn stærri heild, reginþyrpingum.

Lesa meira
 
heimsfræði, hubble ultra deep field

Heimsfræði

Heimsfræði tekur á grundvallarspurningum um eðli og gerð alheimsins í heild sinni. Upphafi hans, þróun og örlögum.

Lesa meira
 
örbylgjukliðurinn wmap

Örbylgjukliðurinn

Örbylgjukliðurinn er endurómur Miklahvells. Hann ber vitni fyrri tíð þegar alheimurinn var heitari og þéttari en hann er nú. Örbylgjukliðurinn gerir okkur kleift að skyggnast milljarða ára aftur í tímann, löngu fyrir tíma manna vetrarbrauta og jafnvel sólstjarna. Hann er bakgrunnsgeilsun sem fyllir allan alheim og á upptök sín um 380.000 árum eftir Miklahvell.

Lesa meira
 

Vinir okkar

  • Hugsmiðjan
  • Sjónaukar.is
  • Portal To The Universe
  • Stjörnuskoðunarfélag Seltjarnarness
  • Vísindavefurinn
  • Hubble spacetelescope
  • European Southern Observatory - ESO



Póstlisti


Fleygar setningar

- Stephen Hawking

„Við erum aðeins þróuð apategund, á lítilli reikistjörnu umhverfis harla venjulega sólstjörnu. En við skiljum alheiminn. Það gerir okkur sérstök.″

 




Þetta vefsvæði byggir á Eplica